La Planète Terre

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Gérard Debionne vendredi 28 novembre 2008
La Planète Terre
Présentation : 14 mars 2008
Sommaire
1. Introduction.....................................................................................................................................................................2
2. La forme de la Terre........................................................................................................................................................2
2.1 Il y a bien longtemps …..........................................................................................................................................2
2.2 Les débuts de la géodésie........................................................................................................................................2
2.3 La forme exacte du globe........................................................................................................................................3
2.3.1 La forme « classique » de la Terre..................................................................................................................3
2.3.2 Raffinement des mesures grâce aux satellites artificiels. ................................................................................ 3
3. Les mouvements de la Terre ........................................................................................................................................... 4
3.1 Généralités : ............................................................................................................................................................4
3.2 La rotation de la Terre sur elle-même .....................................................................................................................4
3.2.1 Période de rotation .......................................................................................................................................... 4
3.2.2 Nature du mouvement :................................................................................................................................... 5
3.3 La rotation autour du Soleil.....................................................................................................................................6
3.4 Masse de la Terre....................................................................................................................................................6
4. Composition de la Terre..................................................................................................................................................7
4.1 L’atmosphère terrestre ............................................................................................................................................7
4.1.1 Généralités : ....................................................................................................................................................7
4.1.2 L’atmosphère standard :..................................................................................................................................7
4.2 Les mers.................................................................................................................................................................. 8
4.3 La partie « solide » du globe...................................................................................................................................8
4.4 Le champ magnétique terrestre ............................................................................................................................... 9
5. L’environnement de la Terre......................................................................................................................................... 10
5.1 Les satellites..........................................................................................................................................................10
5.2 L’environnement électromagnétique de la Terre...................................................................................................10
5.2.1 Le vent solaire............................................................................................................................................... 11
5.2.2 Les rayons cosmiques....................................................................................................................................11
6. Une brève histoire de la Terre :..................................................................................................................................... 12
7. Annexes : ...................................................................................................................................................................... 13
7.1 Définition des Latitudes........................................................................................................................................ 13
7.2 Superficie du globe terrestre : ...............................................................................................................................13
7.3 Modèle simple de la masse volumique du globe :.................................................................................................14
(Version 2 du texte)
Quasar 95

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1. Introduction
On ignore encore bien des choses sur les planètes du système solaire, tout simplement parce que
personne n’y a jamais posé le pied… Est-ce pour autant qu’on connaîtrait tout sur la planète Mars si
l’on y avait envoyé quelques expéditions scientifiques ? Rien n’est moins sûr, la preuve, on explore la
Terre depuis plus de vingt siècles et l’on ignore encore beaucoup de chose sur notre belle planète, que
ce soit sur sa composition interne, son origine ou son histoire. Cet exposé a donc deux buts.
Tout d’abord, il tente de rappeler quelques notions fondamentales sur notre planète. Dans un premier
chapitre, on traite de la forme de la Terre. Un second chapitre est consacré à son mouvement sur elle-
même et autour du Soleil. Un dernier chapitre donne quelques éléments sur la composition de notre
planète.
Mais l’essentiel n’est peut-être pas là ! L’essentiel est pour nous l’occasion de réfléchir sur l’incroyable
complexité de la planète Terre qui doit nous inciter à beaucoup de modestie et de recul sur le savoir
qu’on tente de rassembler sur les astres dont on ne reçoit qu’une pâle lumière.
2. La forme de la Terre
2.1 Il y a bien longtemps …
Toutes les planètes portent un nom recherché issu bien souvent de la mythologie… Pour la notre, il n’y
a pas à l’origine de véritable nom... La Terre, c’est le sol sur lequel on marche ou la boue qui
s’accroche à vos chaussures. Ce n’est que progressivement que l’homme a compris que sous ses pieds,
il y avait une planète qui portait la « terre nourricière » que l’on cultive … Il faudra bien longtemps
pour passer de cette Terre porteuse d’hommes au concept de Terre géographique. Il faudra aussi
beaucoup de temps pour qu’on s’interroge sur sa forme alors que l’évidence visuelle nous dit qu’elle est
plate.
Ce sont les marins les premiers en voyant disparaître les coques des bateaux avant les voiles ont pensé
que la Terre n’était peut pas tout-à-fait plate. La forme de la Terre n’a pas immédiatement fait l’objet
d’un questionnement scientifique. On a imaginé une sorte de plateau, puis comme tout corps doit
reposer sur quelque chose, le plateau était porté par des animaux mythiques tels que des éléphants…
Ce sont (encore une fois !) les grecs qui à travers une démarche d’observation et de réflexion,
imaginent que la Terre n’est pas plate mais sphérique. Au V
ème
siècle avant JC, c’est Anaxagore qui en
observant l’ombre de la Terre sur la Lune lors d’éclipse suggère que la Terre pourrait être une sphère…
Deux siècles plus tard, Eratosthène mesure au sol la distance correspondant à 1° de latitude et en déduit
la circonférence du globe à 10% près. Un siècle plus tard, Ptolémée donne le chiffre un peu faible de
30000 km pour sa circonférence. Bien entendu, ces chiffres sont à prendre avec précaution dans la
mesure où les unités de mesures utilisées étaient peu précises et que les historiens ont parfois tendance
à « embellir » certains résultats en utilisant l’incertitude de la valeur des unités. Quoi qu’il en soit,
l’ordre de grandeur y est et on aimerait aujourd’hui avoir au moins cette précision pour la mesure de
certains objets exotiques de l’univers.
2.2 Les débuts de la géodésie
Passons sur le moyen âge pendant lequel l’église se borne à ériger en dogme ce qu’avaient écrit les
anciens et faisons un saut jusqu’au 17
ème
siècle où Newton et quelques autres commencent à réfléchir
sérieusement à la forme précise de la Terre. Ces travaux auront une importance énorme puisqu’ils
déboucheront sur la géodésie et la métrologie moderne. Pour cela, on dispose à priori de deux outils, le
raisonnement ou la mesure. Pour tous, le point de départ est la sphère dont il reste néanmoins à préciser
le diamètre. Les acteurs de ces débats techniques allaient être l’Académie des Sciences de Paris sous
l’égide des Cassini et la Royal Society sous l’égide de Newton. L’abbé Picard mesura l’arc de méridien
Paris-Amiens puis on étendit les résultats au méridien Dunkerque-Perpignan. De ces mesures
(Françaises) il ressortait qu’un degré de méridien était plus long au sud de Paris qu’au nord. De cette

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première conclusion, il fallut admettre (à tord !) que la Terre était une sorte d’ellipsoïde allongé
suivant l’axe des pôles.
Ce résultat expérimental (datant de 1718) était en contradiction avec la théorie de Newton donnant un
renflement équatorial en raison de la force centrifuge. Les mesures de la période d’un pendule par Jean
Richer en 1673 montrèrent que le pendule battait légèrement plus vite à Paris (49°N) qu’à Cayenne
(5°N). Ces mesures qui disent seulement que la valeur de ‘g’ est supérieure à Paris qu’à Cayenne, ne
permirent pas de trancher et une expédition fut montée par l’Académie des Sciences pour mesurer un
méridien de plus grande longueur.
Maupertuis, Celsius, Jussieu et De la Contamine participèrent à ces travaux à travers deux expéditions,
l’une en Laponie et l’autre en Equateur. A chaque fois, il s’agissait de mesurer un degré de méridien
(111 km à Paris). Les résultats donnèrent raison à Newton. En Laponie, à 66°N, le degré valait 57438
toises (toise du Chatelet de 1.9488 m), soit 111.935 km alors qu’en Equateur (le Pérou à l’époque) il ne
valait que 56735 toises soit 110.34 km.
2.3 La forme exacte du globe
On peut considérer deux époques pour la détermination moderne de la forme du globe terrestre. La
première se situe à la fin du 19
ème
siècle et la seconde débute en 1957 avec la conquête de l’espace,
c'est-à-dire l’exploitation des données des satellites artificiels.
2.3.1 La forme « classique » de la Terre
La forme de la Terre est connue à la fin du 19
ème
siècle grâce à 3 techniques :
• Des modèles mathématiques incluant la rotation du globe
• Des mesures de pesanteurs à l’aide par exemple d’un pendule
• Des mesures géodésiques et astronomiques
Avant tout, il faut expliquer ce qu’on entend par « forme du globe »
La forme de la Terre fait référence à 3 modèles :
• La surface topographique, qui est la forme visible d’un territoire avec des montagnes, des
vallées, des mers …
• Le géoïde, qui est une sorte de surface équipotentielle avec des creux et des bosses, mais bien
plus lisse que la forme topographique.
• Une représentation mathématique simple sous la forme d’un ellipsoïde de révolution, donc
caractérisé par son aplatissement ε=(a-b)/a. et son rayon équatorial.
En 1911 on adopta l’ellipsoïde dit de Hayford d’aplatissement ε=1/297, avec pour demi grand axe
équatorial la valeur a=6378388 m.
La Terre n’étant pas sphérique, il en résulte que la définition de la latitude géographique n’est pas aussi
simple que pour une Terre sphérique. On appelle latitude astronomique ou géographique, l’angle que
fait le fil à plomb avec le plan de l’équateur.
Si l’on prolonge la ligne matérialisée par la direction du fil à plomb vers l’intérieur du globe, cette ligne
ne passe pas par le centre. On trouvera en annexe une définition des latitudes géocentrique,
géographique et astronomique.
2.3.2 Raffinement des mesures grâce aux satellites artificiels.
L’observation précise du mouvement des satellites artificiels joint à des calculs découlant directement
des lois de Newton a permis de préciser la forme du potentiel terrestre, donc du géoïde par rapport à
l’ellipsoïde de référence.

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Ainsi, l’aplatissement a été révisé, la valeur actuellement
admise étant de ε=1/298.3
Joint aux exploitations de mesures d’orbites, ou a aussi
mesuré avec des radars embarqués (GEOS-3, SeaSat,
ERS-1, Topex-Poséidon …) le niveau moyen des mers à
quelques millimètres près.
De ces mesures, il résulte que les différences entre le
géoïde et l’ellipsoïde de référence ne sont que de l’ordre
de quelques dizaines mètres, atteignant rarement 100m.
On donne ci-dessus une représentation des déformations de notre globe. (exagérées pour être visibles)
3. Les mouvements de la Terre
3.1 Généralités :
La matière dans l’espace est soumise aux lois de la mécanique énoncées par Newton. Une conséquence
importante de ces lois est qu’elles conduisent à des principes de conservation. Ainsi, dans un système
de corps en interaction, plusieurs grandeurs se conservent :
• La quantité de mouvement totale
• Le moment cinétique total.
• L’énergie totale
Sans entrer dans des détails mathématiques, disons que la première règle -en tant que telle- s’applique
aisément au mouvement rectiligne uniforme. Comme par ailleurs le principe de relativité affirme
l’équivalence des repères en translation uniforme, cette règle a peu de conséquences notables, au moins
tant qu’il n’y a pas de collisions.
La seconde règle en revanche est plus subtile… En effet, de façon élémentaire, on associe le moment
cinétique avec mouvement circulaire. En fait, dès que l’on considère un système de particules (des
étoiles par exemple !) avec des positions et des vitesses quelconques, il y a du moment cinétique. A
partir de là, l’effet de la gravitation et des collisions font que le système va s’ordonner en tournant
autour d’une direction qui est précisément le vecteur « moment cinétique » réputé constant. Cette
simple règle et l’attraction universelle vont suffire à créer à la fois le mouvement de rotation des corps
sur eux même et autour d’un astre plus lourd. Il est d’ailleurs notable que ce système de rotation se
produit à différentes échelles. Ainsi, les planètes tournent autour du Soleil, et une planète peut à son
tour jouer le rôle du Soleil pour un ou plusieurs satellites. On sait d’ailleurs qu’il existe dans le système
solaire de petits corps gravitants autours de gros satellites.
3.2 La rotation de la Terre sur elle-même
3.2.1 Période de rotation
La rotation de la Terre sur elle-même est un mouvement assez régulier sur lequel fut fondée la mesure
du temps. Le passage du Soleil au méridien revient tous les 24 heures environ. Cette périodicité est la
somme de deux mouvements.
• La rotation de la Terre sur elle-même qui est pratiquement régulière
• La rotation apparente du Soleil autour de la Terre qui n’est pas tout-à-fait régulière.
La définition du jour solaire résulte donc d’un procédé de moyennage. Cette durée n’est pas tout à fait
constante à cause du fait que l’orbite terrestre est parcourue à une vitesse non constante. En revanche,
le passage au méridien d’une même étoile revient exactement tous les :
23 H 56 m et 4,091 s.
C’est sur cette période de rotation qu’était fondé le temps universel, (TU ou GMT) adopté en 1884 par
les anglais et en 1911 par les français. L’apparition d’horloges de plus en plus précises mit en évidence
que cette rotation n’était pas aussi régulière qu’on l’avait imaginé. En 1960 on y a substitué le TAI,
Temps Atomique International, considéré plus uniforme que le TU. Comme le TU est lié à

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l’observation astronomique et règle notre vie quotidienne, on a imaginé un 3
ème
temps, le TUC (Temps
Universel Coordonné) qui est une combinaison du TU et du TAI. Pour cela, on décale le Tai d’un
nombre entier de secondes, ce qui donne le TUC, de telle sorte que la différence (TUC-TU) soit
inférieur à une seconde.
3.2.2 Nature du mouvement :
A court terme, à la manière d’une toupie, l’axe de rotation terrestre est fixe … Le mouvement réel est
très complexe. Il est du à différents processus de perturbation. Le plus connu de ces processus est le
mouvement de précession dû à l’effet conjugué de la Lune et du Soleil sur le renflement équatorial de
la Terre. Cet effet fait décrire à l’axe terrestre un cône de 2x23.45° d’angle au sommet en 25850 ans
environ. A ce mouvement se superpose le mouvement de nutation d’amplitude 9,21’’ et de période 18,6
ans. En fait, ces deux « mouvements », ont même origine, on dit que la nutation est la composante
périodique alors que le mouvement de précession est la partie séculaire.
D’autres mouvements de plus faibles amplitudes sont dus à la non homogénéité du globe, et à la
variation aléatoire de certaines masses, y compris les masses d’air.
Compléments sur la précession :
Il s’agit d’un mouvement conique très lent, effectué par l'axe de rotation terrestre autour d'une position
moyenne correspondant à une direction normale au plan de l'écliptique. La Terre n'étant pas une sphère
homogène, les forces exercées par le Soleil et la Lune sur le bourrelet équatorial terrestre font que l'axe
de rotation de la Terre n'a pas une direction fixe dans l'espace. Il en résulte que le nœud ascendant de
l'écliptique dans l'équateur, appelé point vernal ou point γ, n'est pas fixe sur l'écliptique et que l'angle
que fait l'équateur avec l'écliptique n'est pas constant, il y a, dans l'ensemble, rétrogradation continue de
la ligne équinoxiale, ce qui correspond à une avance de l'instant de l'équinoxe de printemps, appelée
précession des équinoxes. En fait, on ne désigne sous ce nom que la partie uniforme du mouvement
complexe de précession. La partie périodique porte le nom de nutation en longitude, qui est à mettre en
parallèle avec le phénomène de nutation en obliquité. La précession annuelle vaut environ 50,39". On
l'appelle précession luni-solaire. Mais il y a lieu de tenir compte, également, du fait que l'ensemble des
perturbations planétaires modifie la position, dans l'espace, du plan de l'écliptique d'un petit angle de
0,47" par an, qui a pour effet, dans la position actuelle des orbites, de faire avancer le point gamma de
0,10" par an environ. Ce petit mouvement est dit de précession planétaire. La précession générale est la
somme algébrique de ces deux mouvements. Sa valeur annuelle actuellement admise constitue la
précession générale en longitude, qui est une des constantes primaires de l'astronomie.
Sa valeur est, pour l'époque 2000, 5029,0966" par siècle julien. Du fait de la précession des équinoxes,
l'intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages du Soleil par l'équinoxe de printemps (année
tropique) est moindre que le temps nécessaire pour que la longitude écliptique du Soleil, comptée à
partir d'un point fixe, s'accroisse de 360° (année sidérale).
Compléments sur la nutation (du latin nutatio, balancement) :
La nutation est un petit mouvement de caractère périodique que subit l'axe de rotation de la Terre
autour de sa position moyenne et qui s'ajoute à la précession.
La Terre n'étant pas une sphère homogène, les forces d'attraction exercées par le Soleil et par la Lune
sur son bourrelet équatorial font que l'axe de rotation de la planète n'a pas une direction fixe dans
l'espace. Le point vernal (ou point γ), n'est donc pas fixe sur l'écliptique et l'obliquité de l'écliptique,
c'est-à-dire l'angle que fait l'équateur avec l'écliptique, varie au cours du temps. La mécanique céleste
permet de calculer les mouvements du point γ et les variations de l'obliquité de l'écliptique. On convient
d'appeler précession les phénomènes représentés par les termes séculaires et nutation ceux représentés
par les termes périodiques. La nutation se traduit par une oscillation de l'axe de rotation de la Terre
d'une amplitude maximale de 17,2" sur une période de 18,6 ans environ. Elle a pour effet, comme la
précession, de modifier les coordonnées équatoriales des étoiles.